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 藍巨星

 

 

 

藍巨星是高溫的、光度類型為II或III的恆星,其內部的核反應速率很大,是質量過大的恆星。 反映在赫羅圖上,就是在主序帶右上方偏左的位置,它們均已離開主序帶。它們的持續階段是比較短,只有數千萬年的光景,但原因並不完全一樣。通常意義上的藍巨星是剛剛離開主序的大質量星,其內部的核反應速率很大,演化十分快速。藍巨星通常光譜型早於A0,表面溫度高於10000K。由於質量較高並且半徑較大,藍巨星一般都具有較高的亮度,通常比太陽亮500倍以上。但也有一類天琴座RR型變星雖然也被歸為藍巨星,但實際上是中低質量恆星的末期演化階段,溫度,光度都遠低於正常藍巨星,質量更是只有太陽的0.6-0.8倍,因此不應與普通藍巨星混淆。

星體介紹

恆星分為巨星矮星白矮星、黑矮星、中子星等。主序星一般屬於矮星(如太陽就是一顆黃矮星),大部分主序星耗盡氫後,會變成紅巨星或紅超巨星,但也有一些大質量主序星(大於1.44倍太陽質量,即大於錢德拉塞卡極限)會變成藍巨星。

「參宿三星」在現代天文學中是位於獵戶座的參宿一、參宿二和參宿三,都為藍巨星。三顆閃亮的藍星,構成了星座之王獵戶座的腰帶,也成為冬季夜空中最具代表性的標識

星體區別

當一顆恆星度過它漫長的青壯年期——主序星階段,步入老年期時,它將首先變為一顆紅巨星。稱它為「巨星」,是突出它的光度高。在巨星階段,恆星的體積將膨脹到原先的數百萬到十億倍,稱它為「紅」巨星,是因為在這恆星迅速膨脹的同時,它的外表面離中心越來越遠,所以溫度將隨之而降低,發出的光也就越來越偏紅。

不過,雖然溫度降低了一些,可紅巨星的體積是如此之大,它的光度也變得很高,極為明亮。肉眼看到的最亮的星中,許多都是紅巨星。紅巨星一旦形成,就朝恆星的下一階段——白矮星或中子星(也有少數會變成黑洞)進發。當外部區域迅速膨脹時,氦核受反作用力卻強烈向內收縮,被壓縮的物質不斷變熱,最終內核溫度將超過一億度,點燃氦聚變。小於最後的結局將在中心形成一顆白矮星。

藍巨星也是有的,但數量遠少於紅巨星。和紅巨星一樣,藍巨星也都是體積過大的恆星,它們的持續階段是比較短。紅巨星是恆星主序後的氦和更重原子核燃燒的階段, 產能速率很大, 而能源則不足(氦和更重原子核聚變產能的潛力已經很小了),所以持續時間不長.物體的熱輻射和溫度有着一定的函數關係。

藍巨星與疏散星團

在銀河系中,疏散星團一般由年輕的藍巨星組成,並且靠近銀道面,因而屬於星族I。球狀星團由紅巨星和天琴座RR型星組成,這些恆星按演化來說要年老得多。此外,球狀星團既遠離銀道面,又靠近銀心,所以它被列為星族II。與疏散星團不同,球狀星團的特徵是極端穩定,它們不僅密集,星數眾多,遠遠超過疏散星團而且年齡也大的多——大約在50億年以上。由觀測得知,球狀星團擁有大量紅巨星和天琴座RR星。有一個球狀星團甚至還包含着行星狀星雲。上述各類天體的年齡均比疏散星團中的藍星高的多。這兩類星團的相對年齡可由兩者典型的顏色—光度圖之間的差別清楚地反映出來。

特殊星體

特殊的藍巨星:沃爾夫-拉葉星

Wolf-Rayetstar

光譜中有許多很寬的發射線疊加在與O.B型星相似的連續譜上,這類星最初由法國天文學家C.J.E.沃爾夫和G.A.P.拉葉發現,因而得名,簡稱WR星或W星。在銀河系和幾個鄰近星系中已發現了約250顆。WR分成兩個次型:氮序和碳序,分別記為WN和WC。與普通O型和B型星大氣中元素豐度相比,WR星大氣中氫的含量少50~150倍,WN型星氮的含量超出50~100倍,而WC型星碳的含量超出400~700倍。在赫羅圖上WR星位於主序之上。根據譜線輪廓的分析,WR星有很強的星風,估計質量損失率為10-5~10-4太陽質量年。這樣大的質量損失率不可能維持很久,說明WR星年齡不大,但由於大質量星演化很快,氫已燃燒完,處於主序後階段。[1]

參考文獻